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'''Blue supergiant stars''' are hot luminous [[star]]s, referred to scientifically as OB [[Supergiant star|supergiants]]. They have [[Stellar classification#Yerkes spectral classification|luminosity class]] '''I''' and [[spectral classification|spectral class]] B9 or earlier.<ref>{{Cite journal | last1 = Massey | first1 = P. | last2 = Puls | first2 = J. | last3 = Pauldrach | first3 = A. W. A. | last4 = Bresolin | first4 = F. | last5 = Kudritzki | first5 = R. P. | last6 = Simon | first6 = T. | doi = 10.1086/430417 | title = The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O‐Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample | journal = The Astrophysical Journal | volume = 627 | issue = 1 | pages = 477–519 | year = 2005 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/0503464 |bibcode = 2005ApJ...627..477M }}</ref>
[[File:M5 colour magnitude diagram.png|thumb|right|upright=1.4|Il [[diagramma H-R]] dell'[[ammasso globulare]] [[M5 (astronomia)|M5]] con le stelle appartenenti al ramo asintotico delle giganti marcate in blu e alcune delle più luminose stelle appartenenti al [[ramo delle giganti rosse]] marcate in rosso.]]
Il '''ramo asintotico delle giganti''' (in inglese ''asymptotic giant branch'' (AGB)) è una regione del [[diagramma H-R]] popolata da stelle evolute, luminose e fredde. Si tratta di stelle di [[massa (fisica)|massa]] piccola e intermedia (0,6-10 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]]) giunte a uno stadio avanzato della loro [[evoluzione stellare|evoluzione]].
'''Blue supergiants''' (BSGs) are found towards the top left of the [[Hertzsprung–Russell diagram]] to the right of the main sequence. They are larger than the [[Sun]] but smaller than a [[red supergiant]], with surface temperatures of 10,000–50,000 K and [[luminosity|luminosities]] from about 10,000 to a million times that of the Sun.
Le stelle del ramo asintotico appaiono come delle brillanti [[gigante rossa|giganti rosse]] aventi [[Luminosità (astronomia)|luminosità]] migliaia di volte quella del [[Sole]]. La loro struttura interna è caratterizzata dalla presenza di un nucleo inerte di [[carbonio]] e [[ossigeno]], circondato da un guscio di [[elio]] che [[fusione nucleare|fonde]] in carbonio, a sua volta circondato da un guscio più esterno di [[idrogeno]] che fonde in elio. Un inviluppo esterno formato per lo più da idrogeno avvolge i gusci in cui avvengono le [[reazione nucleare|reazioni nucleari]].<ref name=lattanzio>{{cita conferenza |autore=J. Lattanzio |autore2=M. Forestini |anno=1999 |titolo=Nucleosynthesis in AGB Stars |editore=T. Le Bertre, A. Lebre, C. Waelkens |conferenza=Asymptotic Giant Branch Stars, IAU Symposium 191 |pp=31-40| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999IAUS..191...31L |accesso=4 gennaio 2017}}</ref>
==Formation==
== Evoluzione stellare ==
[[File:Treasures3.jpg|250px|left|thumb|[[Rigel]] and the [[IC 2118]] nebula which it illuminates.]]
[[File:Evolutionary track 1m.svg|thumb|left|upright=1.0|Una stella simile al [[Sole]] si muove verso l'AGB a partire dal [[ramo orizzontale]] dopo l'esaurimento del nucleo di elio.]]
Supergiants are evolved high-mass stars, larger and more luminous than [[main sequence|main-sequence]] stars. O class and early B class stars with initial masses around {{Solar mass|10–300}} [[stellar evolution|evolve]] away from the main sequence in just a few million years as their hydrogen is consumed and heavy elements start to appear near the surface of the star. These stars usually become blue supergiants, although it is possible that some of them evolve directly to [[Wolf–Rayet stars]].<ref name=meynet>{{cite journal|author1=Georges Meynet|author2=Cyril Georgy|author3=Raphael Hirschi|author4=Andre Maeder|author5=Phil Massey|author6=Norbert Przybilla|author7=Fernanda Nieva|title=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective|pages=266–278|volume=80|issue=39|journal=Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège |arxiv=1101.5873|bibcode=2011BSRSL..80..266M|year=2011}}</ref> Expansion into the supergiant stage occurs when hydrogen in the core of the star is depleted and hydrogen shell burning starts, but it may also be caused as heavy elements are dredged up to the surface by convection and mass loss due to radiation pressure increase.<ref name=eggenberger>{{cite journal | last1 = Eggenberger | first1 = P. | last2 = Meynet | first2 = G. | last3 = Maeder | first3 = A. | title = Modelling massive stars with mass loss | journal = Communications in Asteroseismology | date = 2009 | volume = 158 | pages = 87 | bibcode = 2009CoAst.158...87E}}</ref>
[[File:Evolutionary track 5m.svg|thumb|right|upright=1.0|Una stella della massa di {{M|5|-|masse solari}} si muove verso l'AGB dopo il blue loop, all'esaurimento dell'elio nel suo nucleo]]
Quando una stella esaurisce la riserva di idrogeno nel suo nucleo, quest'ultimo si contrae e la sua [[temperatura]] cresce. Gli strati esterni della stella, invece, si espandono e si raffreddano. La stella diventa una [[gigante rossa]], seguendo una [[traccia evolutiva]] verso l'angolo superiore destro del diagramma H-R.<ref name=iben>
{{cita pubblicazione |autore=I. Iben |anno=1967 |titolo=Stellar Evolution.VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1 M<sub>☉</sub>, 1,25 M<sub>☉</sub>, and 1,5 M<sub>☉</sub> |rivista=The Astrophysical Journal |volume=147 |pp=624-649 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ApJ...147..624I |doi=10.1086/149040
|accesso=10 gennaio 2017}}</ref> Quando la temperatura del nucleo raggiunge i {{M|1|e=8|-|K}}, inizia il processo di [[Processo tre alfa|fusione dell'elio]], che porta a una diminuzione della luminosità della stella e a un aumento della sua temperatura superficiale, sicché l'astro si muove verso l'angolo inferiore sinistro del diagramma H-R. La stella entra così a far parte del [[ramo orizzontale]], se di [[popolazione II]], o del [[red clump]], se di [[popolazione I]]. Se la stella ha una massa superiore a {{M|2|-|masse solari}} compie invece il cosiddetto ''blue loop'' (occhiello blu).<ref name=vassiliadis/>
Blue supergiants are newly evolved from the main sequence, have extremely high luminosities, high mass loss rates, and are generally unstable. Many of them become [[luminous blue variable]]s (LBVs) with episodes of extreme mass loss. Lower mass blue supergiants continue to expand until they become red supergiants. In the process they must spend some time as [[yellow supergiant]]s or [[yellow hypergiant]]s, but this expansion occurs in just a few thousand years and so these stars are rare. Higher mass red supergiants blow away their outer atmospheres and evolve back to blue supergiants, and possibly onwards to Wolf–Rayet stars.<ref name=origlia>{{Cite journal | last1 = Origlia | first1 = L. | last2 = Goldader | first2 = J. D. | last3 = Leitherer | first3 = C. | last4 = Schaerer | first4 = D. | last5 = Oliva | first5 = E. | title = Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near‐Infrared | doi = 10.1086/306937 | journal = The Astrophysical Journal | volume = 514 | issue = 1 | pages = 96–108 | year = 1999 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/9810017 |bibcode = 1999ApJ...514...96O }}</ref><ref name=lmcysg>{{Cite journal|arxiv=1202.4225|author1=Neugent|author2=Philip Massey|author3=Brian Skiff|author4=Georges Meynet|title=Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud|journal=The Astrophysical Journal|volume=749|issue=2|pages=177|date=2012|doi=10.1088/0004-637X/749/2/177|bibcode = 2012ApJ...749..177N }}</ref> Depending on the exact mass and composition of a red supergiant, it can execute a number of blue loops before either exploding as a [[type II supernova]] or finally dumping enough of its outer layers to become a blue supergiant again, less luminous than the first time but more unstable.<ref name=rotating>{{Cite journal | last1 = Maeder | first1 = A. | last2 = Meynet | first2 = G. | doi = 10.1051/0004-6361:20010596 | title = Stellar evolution with rotation. VII | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 373 | issue = 2 | pages = 555–571 | year = 2001 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/0105051 |bibcode = 2001A&A...373..555M }}</ref> If such a star can pass through the yellow evolutionary void it is expected that it becomes one of the lower luminosity LBVs.<ref name=stothers>{{Cite journal | last1 = Stothers | first1 = R. B. | last2 = Chin | first2 = C. W. | doi = 10.1086/322438 | title = Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars | journal = The Astrophysical Journal | volume = 560 | issue = 2 | pages = 934 | year = 2001 | pmid = | pmc = |bibcode = 2001ApJ...560..934S }}</ref>
Dopo l'esaurimento dell'elio nel nucleo, la stella si muove nuovamente verso l'angolo superiore destro del diagramma, espandendosi, raffreddandosi negli strati superficiali e aumentando la propria luminosità. Il suo percorso è quasi allineato a quello compiuto durante l'ascesa lungo il ramo delle giganti rosse, da cui il nome ''ramo [[Asintoto|asintotico]]'', sebbene la stella diventi più luminosa durante il suo viaggio lungo il ramo asintotico di quanto non lo diventi nel punto più alto del ramo delle giganti rosse. Le stelle che si trovano in questo stadio evolutivo vengono chiamate stelle del ramo asintotico delle giganti (o stelle AGB).<ref name=vassiliadis>{{cita pubblicazione
|autore=E. Vassiliadis, P. R. Wood |anno=1993 |titolo=Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss |rivista=The Astrophysical Journal |volume=413 |numero=2 |pp=641-657 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...413..641V |doi=10.1086/173033 |accesso=11 gennaio 2017}}</ref>
The most massive blue supergiants are too luminous to retain an extensive atmosphere and they never expand into a red supergiant. The dividing line is approximately {{Solar mass|40}}, although the coolest and largest red supergiants develop from stars with initial masses of {{Solar mass|15–25}}. It is not clear whether more massive blue supergiants can lose enough mass to evolve safely into old age as a Wolf Rayet star and finally a white dwarf, or they reach the Wolf Rayet stage and explode as [[supernovae]], or they explode as supernovae while blue supergiants.<ref name=meynet/>
=== Stadio E-AGB ===
L'evoluzione di una stella all'interno dell'AGB può essere distinta in due stadi. Nel primo stadio, chiamato E-AGB (dall'inglese ''Early Asymtotic Giant Branch''), la principale fonte di energia è costituita dalla fusione dell'elio in carbonio ed ossigeno nel guscio che circonda il nucleo degenere. Ciò è dovuto al fatto che la stella conserva ancora grosse quantità di elio non consumate durante la permanenza nel ramo orizzontale. Sebbene in questo stadio la fusione dell'idrogeno in elio nel guscio superiore sia presente nelle stelle di massa inferiore a {{M|4|-|masse solari}}, essa contribuisce in maniera minore alla produzione di energia rispetto alla fusione dell'elio. Nella fase E-AGB, in una stella di massa simile a quella del [[Sole]], il nucleo degenere di carbonio ed elio costituisce circa la metà della massa della stella, ma occupa un volume molto piccolo, paragonabile a quello di una [[nana bianca]]. Il raggio di tale nucleo è quindi nell'ordine di qualche migliaio di km. I gusci di elio e idrogeno in cui avvengono le reazioni nucleari costituiscono circa il 5% della massa totale della stella e occupano anch'essi una frazione molto piccola del volume stellare. L'inviluppo della stella, costituito soprattutto da idrogeno, che avvolge i due gusci costituisce poco meno della metà della sua massa, ma occupa buona parte del suo volume.<ref name=Lattanziowood>{{cita libro | autore=John C. Lattanzio |autore2=Peter R. Wood |curatore=Harm J. Habing |curatore2=Hans Olofsson | titolo=Asymptotic Giant Branch Stars | editore=Springer | città=New York | anno=2004 |ISBN=9781441918437 |capitolo=Evolution, Nucleosynthesis, and Pulsation of AGB Stars |pp=23-104| DOI=10.1007/978-1-4757-3876-6 }}</ref>
Supernova progenitors are most commonly red supergiants and it was believed that only red supergiants could explode as supernovae. [[SN 1987A]], however, forced astronomers to re-examine this theory, as its progenitor, [[Sanduleak -69° 202]], was a B3 blue supergiant.<ref>{{Cite book | last1 = Smith | first1 = N. | last2 = Immler | first2 = S. | last3 = Weiler | first3 = K. | doi = 10.1063/1.2803557 | chapter = Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors | title = AIP Conference Proceedings | journal = Aip Conf.proc | volume = 937 | pages = 163–170 | year = 2007 | pmid = | pmc = |arxiv = 0705.3066 }}</ref> Now it is known from observation that almost any class of evolved high-mass star, including blue and yellow supergiants, can explode as a supernova although theory still struggles to explain how in detail.<ref name=galyam>{{Cite journal | last1 = Gal-Yam | first1 = A. | last2 = Leonard | first2 = D. C. | doi = 10.1038/nature07934 | title = A Massive Hypergiant Star as the Progenitor of the Supernova SN 2005gl | journal = Nature | volume = 458 | issue = 7240 | pages = 865–867 | year = 2009 | pmid = 19305392 | url = http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2009/13/pdf.pdf | bibcode = 2009Natur.458..865G | access-date = 2015-08-28 | archive-url = https://web.archive.org/web/20160303224705/http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2009/13/pdf.pdf | archive-date = 2016-03-03 | url-status = dead }}</ref> While most supernovae are of the relatively homogeneous type II-P and are produced by red supergiants, blue supergiants are observed to produce supernovae with a wide range of luminosities, durations, and spectral types, sometimes sub-luminous like SN 1987A, sometimes super-luminous such as many type IIn supernovae.<ref name=mauerhan>{{cite arXiv|eprint=1209.6320v2|author1=Mauerhan|author2=Nathan Smith|author3=Alexei Filippenko|author4=Kyle Blanchard|author5=Peter Blanchard|author6=Casper|author7=Bradley Cenko|author8=Clubb|author9=Daniel Cohen|title=The Unprecedented Third Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a Supernova|class=astro-ph.SR|date=2012}}</ref><ref name=kleiser>{{cite journal | last1 = Kleiser | first1 = I. | last2 = Poznanski | first2 = D. | last3 = Kasen | first3 = D. | last4 = Filippenko | first4 = A. V. | last5 = Chornock | first5 = R. | last6 = Ganeshalingam | first6 = M. | last7 = Kirshner | first7 = R. P. | last8 = Li | first8 = W. | last9 = Matheson | first9 = T. | title = The Peculiar Type II Supernova 2000cb | date = 2011 | journal = Bulletin of the American Astronomical Society | volume = 43 | bibcode = 2011AAS...21733726K | page = 33726 |display-authors=3}}</ref><ref name=georgy>{{Cite journal | last1 = Georgy | first1 = C. | doi = 10.1051/0004-6361/201118372 | title = Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants? | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 538 | pages = L8–L2 | year = 2012 | pmid = | pmc = |arxiv = 1111.7003 |bibcode = 2012A&A...538L...8G }}</ref>
[[File:Giant_2_schema.svg|thumb|right|upright=1.0|Struttura interna di una stella nella fase AGB (non in scala)]]
Nella fase E-AGB il nucleo stellare aumenta gradualmente la sua temperatura. Questo causa un progressivo aumento della produzione di energia nei gusci attivi di elio e idrogeno e un conseguente aumento della luminosità della stella, che può arrivare a superare le 3000 [[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]].<ref name=habing /> D'altra parte l'inviluppo esterno ai gusci tende ad espandersi, a diminuire la propria densità e a raffreddarsi nei suoi strati superficiali (sotto i {{M|3000|-|K}}).<ref name=habing /> Il raggio stellare può raggiungere proporzioni ragguardevoli vicine all'[[unità astronomica]] (più di 200 [[raggio solare|R<sub>☉</sub>]]).<ref name=vassiliadis/> La stella quindi si sposta verso l'angolo superiore destro del diagramma H-R percorrendo una traiettoria parallela a quella compiuta durante la fase di gigante rossa.
==Properties==
Per una stella della massa del Sole la durata tipica della fase E-AEG è circa {{M|600000|-|anni}},<ref name=Lattanziowood /> un tempo astronomicamente molto breve.
[[File:B2ii-spectra.png|480px|left|thumb|Spectrum of a B2 star.]]
Because of their extreme masses they have relatively short lifespans and are mainly observed in young cosmic structures such as [[open clusters]], the arms of [[spiral galaxies]], and in [[irregular galaxies]]. They are rarely observed in spiral galaxy cores, [[Elliptical galaxy|elliptical galaxies]], or [[globular clusters]], most of which are believed to be composed of older stars, although the core of the Milky Way has recently been found to be home to several massive open clusters and associated young hot stars.<ref name=center>{{Cite journal | last1 = Figer | first1 = D. F. | last2 = Kim | first2 = S. S. | last3 = Morris | first3 = M. | last4 = Serabyn | first4 = E. | last5 = Rich | first5 = R. M. | last6 = McLean | first6 = I. S. | doi = 10.1086/307937 | title = Hubble Space Telescope/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters near the Galactic Center | journal = The Astrophysical Journal | volume = 525 | issue = 2 | pages = 750 | year = 1999 | pmid = | pmc = |arxiv = astro-ph/9906299 |bibcode = 1999ApJ...525..750F | url = http://cds.cern.ch/record/390820/files/9906299.pdf }}</ref>
The best known example is [[Rigel]], the brightest star in the constellation of [[Orion (constellation)|Orion]]. Its mass is about 20 times that of the Sun, and its [[luminosity]] is around 117,000 times greater. Despite their rarity and their short lives they are heavily represented among the stars visible to the naked eye; their immense brightness is more than enough to compensate for their scarcity.
=== Stadio TP-AGB ===
Consumandosi, il guscio di elio si assottiglia, producendo molta meno energia. Il guscio di idrogeno diventa quindi la principale fonte di energia della stella. A un certo punto il nucleo di elio interrompe del tutto la produzione di energia. Questo evento, che avviene quando la stella ha più o meno raggiunto la stessa luminosità delle stelle che sono giunte all'apice del ramo delle gigante rosse, segna la sua entrata nello stadio TP-AGB (abbreviazione di ''Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch''). Periodicamente (ogni {{formatnum: 10000}}-{{M|100000|-|anni}}) il guscio di elio, alimentato dagli apporti derivanti dalla fusione del sovrastante guscio di idrogeno, si riaccende, producendo per qualche anno grandi quantità di energia. Questi eventi, chiamati ''pulsazioni termiche'', sono simili al flash dell'elio che avviene all'inizio dell'entrata della stella nel ramo orizzontale e dipendono in parte della estrema sensibilità del ritmo di fusione dell'elio alle variazioni di temperatura (il ritmo di fusione è proporzionale a circa la quarantesima potenza della temperatura). Una simile produzione di energia causa la creazione di una [[zona convettiva]] fra i due gusci, che a sua volta espande e raffredda il guscio di idrogeno, interrompendone le reazioni nucleari. Quando il guscio di elio esaurisce nuovamente il suo combustibile, la zona convettiva si riduce, il guscio di idrogeno si riscalda nuovamente e si riaccende, producendo gran parte dell'energia della stella. Essa entra così nella fase di "intra-pulsazione", fino a quando l'elio accumulato nel guscio non diventa sufficiente a causare un altro flash e a far ricominciare il ciclo.<ref name=lattanzio />
Blue supergiants have fast stellar winds and the most luminous, called [[hypergiants]], have spectra dominated by emission lines that indicate strong continuum driven mass loss. Blue supergiants show varying quantities of heavy elements in their spectra, depending on their age and the efficiency with which the products of [[stellar nucleosynthesis|nucleosynthesis]] in the core are convected up to the surface. Quickly rotating supergiants can be highly mixed and show high proportions of helium and even heavier elements while still burning hydrogen at the core; these stars show spectra very similar to a Wolf Rayet star.
L'energia prodotta dal flash dell'elio raggiunge la superficie della stella dopo alcune centinaia di anni e produce un picco di luminosità superficiale di alcuni decimi di magnitudine, che dura centinaia di anni. Questi cambiamenti di luminosità non sono collegati con i cambiamenti di luminosità più ampi e aventi un periodo di decine o centinaia di giorni, comuni in questi tipi di stelle (come, ad esempio, nelle [[Variabile Mira|variabili Mira]]).<ref name=marigo>{{cita pubblicazione |autore=P. Marigo ''et al.''
|anno=2008 |titolo=Evolution of asymptotic giant branch stars. II. Optical to far-infrared isochrones with improved TP-AGB models
|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=482 |numero=3 |pagine=883-905 |doi=10.1051/0004-6361:20078467 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...482..883M |accesso=17 aprile 2017}}</ref>
[[File:Evolution on the TP-AGB.png|thumb|right|upright=1.5|Evoluzione di una stella di {{M|2|-|masse solari}} nella fase TP-AGB]]
In una stella della massa del Sole la fase TP-AGB dura circa un milione di anni.<ref name=Lattanziowood />
While the stellar wind from a red supergiant is dense and slow, the wind from a blue supergiant is fast but sparse. When a red supergiant becomes a blue supergiant, the faster wind it produces impacts the already emitted slow wind and causes the outflowing material to condense into a thin shell. In some cases several concentric faint shells can be seen from successive episodes of mass loss, either previous blue loops from the red supergiant stage, or eruptions such as LBV outbursts.<ref name=chita>{{Cite journal | last1 = Chiţǎ | first1 = S. M. | last2 = Langer | first2 = N. | last3 = Van Marle | first3 = A. J. | last4 = García-Segura | first4 = G. | last5 = Heger | first5 = A. | title = Multiple ring nebulae around blue supergiants | doi = 10.1051/0004-6361:200810087 | journal = Astronomy and Astrophysics | volume = 488 | issue = 2 | pages = L37 | year = 2008 | pmid = | pmc = |arxiv = 0807.3049 |bibcode = 2008A&A...488L..37C }}</ref>
=== Dredge-up ===
Durante la AGB si verificano episodi di ''[[Dragaggio (astronomia)|dredge up]]'', cioè di rimescolamento di prodotti della fusione nucleare negli strati superficiali della stella. Questi episodi portano alla formazione delle [[stella al carbonio|stelle al carbonio]] nelle quali si riscontra una sovrabbondanza di carbonio. Se nelle stelle di sequenza principale e in quelle del ramo delle giganti rosse, solitamente l'ossigeno è predominante rispetto al carbonio, in queste stelle avviene il contrario, e la combinazione dei due elementi porta alla produzione di gas, come il monossido di carbonio, che consuma tutto l'ossigeno presente, lasciando il carbonio libero di combinarsi in altri composti carboniosi.
==Examples ==
Di solito, si distinguono tre episodi di dredge-up. Il primo si verifica durante la permanenza della stella nel ramo delle gigante rosse. Il secondo si verifica nella fase E-AGB, ma solo per le stelle con massa superiore a {{M|4|-|masse solari}}. In tali stelle, inizialmente il guscio di elio produce grandi quantità di energia che lo fanno espandere e raffreddare, causando l'estinzione del sovrastante guscio attivo di idrogeno. Di fatto, questo oblitera la distinzione fra il guscio di idrogeno e l'inviluppo convettivo, permettendo ai [[Convezione|moti convettivi]] di penetrare quasi fino al guscio di elio e di portare in superficie i prodotti del [[ciclo CNO]], in particolare [[azoto|<sup>14</sup>N]].<ref name=Langer>{{cita web |url=https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter10.pdf |titolo=Late evolution of low- and intermediate-mass stars |autore=Norbert Langer |editore=Universität Bonn |accesso=18 aprile 2017}}</ref>
* [[MACS J1149 Lensed Star 1]] (or [[Icarus (star)|Icarus]]) – most distant individual star detected
* [[Rigel]] (β Orionis), a blue-white (B-type) supergiant
* [[UW Canis Majoris]] (UW CMa), a blue (O-type) supergiant
* [[Zeta Puppis]] (Naos), a blue (O-type) supergiant
==References==
Il terzo dredge-up (chiamato così anche se il secondo non è avvenuto) si verifica durante la fase TP-AGB. Si tratta in realtà di diversi episodi e non di uno solo, che si verificano in corrispondenza degli impulsi termici. Come si è detto, in corrispondenza dell'impulso, il guscio di elio si espande e causa l'estinzione del guscio di idrogeno, permettendo alla zona convettiva di raggiungere i marigini della zona in cui l'elio fonde. Poiché gli impulsi termici si ripetono e poiché, dopo il primo, diventano più intensi, essi sono in generale più efficaci nel trasportare i materiali prodotti nel nucleo in superficie, in particolare [[Carbonio-12|<sup>12</sup>C]].<ref name=gallino>{{cita pubblicazione |autore =R. Gallino ''et al.'' |anno=1998 |titolo=Evolution and Nucleosynthesis in Low‐Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and thes‐Process |rivista=The Astrophysical Journal |volume=497 |numero=1 |pp=388-403 |doi=10.1086/305437 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..388G |accesso=18 aprile 2017 }}</ref><ref name=mowlavi> {{cita pubblicazione |cognome=Mowlavi |nome=N. |anno=1999 |titolo=On the third dredge-up phenomenon in asymptotic giant branch stars |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=344 |pp=617-631 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A&A...344..617M | accesso=18 aprile 2017}}</ref>
{{reflist}}
Il terzo dredge-up assume caratteristiche differenti per le stelle con massa superiore a {{M|5|-|masse solari}}. Esse sviluppano temperature del nucleo tali da innescare la fusione dell'idrogeno alla base dell'inviluppo convettivo durante gli impulsi termici. Questo fenomeno è chiamato in inglese ''[[Hot Burning Bottom]]'' (HBB), letteralmente ''fondo caldo che brucia''. Questo ha due conseguenze: 1) un incremento della luminosità superficiale, che rompe la relazione massa del nucleo-luminosità 2) l'affiorare in superficie di altri materiali, diversi da quelli osservabili nelle stelle di massa inferiore. Si tratta essenzialmente dei materiali prodotti dalla fusione dell'idrogeno che si avvicina al nucleo trasportato dai moti convettivi. In particolare si tratta in particolare di [[azoto|<sup>14</sup>N]] ma anche di [[litio|<sup>7</sup>Li]], [[sodio|<sup>23</sup>Na]], [[magnesio|<sup>25,26</sup>Mg]]. L'effetto è che durante la fase finale di TP-AGB la stella non diviene una stella al carbonio, ma una stella in cui è l'azoto a dominare nella sua superficie stellare.<ref name=Langer />
=== Perdite di massa ===
Le perdite di massa sotto forma di [[vento stellare]], di solito moderate durante la fase di gigante rossa e durante il ramo orizzontale, si fanno ingenti durante la fase AGB. Le stelle di questo tipo sono tipicamente [[Variabile a lungo periodo|variabili a lungo periodo]], che producono intensi venti stellari. Gli impulsi termici si traducono in perdite di massa ancora più elevate che possono produrre gusci di materiale in espansione nello spazio circumstellare.
Il meccanismo che produce tali perdite di massa non è ancora del tutto chiaro, ma a grandi linee avviene nel modo seguente. Le stelle AGB sono solitamente variabili a lungo periodo (tipo [[variabile Mira]]) che vanno incontro a importanti pulsazioni radiali. Tali pulsazioni da un lato espandono notevolmente il raggio della stella, d'altro inducono degli shock nell'atmosfera stellare che aumentano la sua densità. Alla distanza di 1,5-2 R<sub>☉</sub> dal centro della stella, la temperatura è abbastanza bassa (~1500 [[Kelvin|k]]) perché un tale aumento di densità causi la formazione di grani solidi di polvere. Questi sono molto opachi e quindi vengono accelerati dall'elevata [[pressione di radiazione]] dovuta alla grande luminosità della stella. Anche se i grani di polvere costituiscono solo l'1% del gas che costituisce l'atmosfera stellare, formata soprattutto da [[idrogeno#Diidrogeno|molecole di idrogeno]] (H<sub>2</sub>), il loro moto è sufficiente a trasportare con sé grandi quantità di gas che viene quindi strappato dall'atmosfera della stella.<ref name=Langer />
Le perdite di massa più ingenti avvengono durante le ultime fasi dell'evoluzione delle stelle AGB, nella quale possono raggiunge tassi nell'ordine di {{M|1|e=−5|-|masse solari}}-{{M|1|e=−4|-|masse solari}} all'anno,<ref name=Martin>{{cita libro | autore=Martin A. T. Groenewegen |autore2=Paula Marigo |curatore=Harm J. Habing |curatore2=Hans Olofsson | titolo=Asymptotic Giant Branch Stars | editore=Springer | città=New York | anno=2004 |ISBN=9781441918437 |capitolo=Synthetic AGB Evolution |pp=105-149| DOI=10.1007/978-1-4757-3876-6 }}</ref> tanto che una stella arrivare a perdere fino al 50%-70% della sua massa durante la fase AGB.<ref name=wood>{{cita pubblicazione |cognome=Wood |nome=P. R. |cognome2=Olivier |nome2=E. A. |cognome3=Kawaler |nome3=S. D. |anno=2004 |titolo=Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin |rivista=The Astrophysical Journal |volume=604 |numero=2 |pages=800-816 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...604..800W |accesso=19 aprile 2017 |doi=10.1086/382123}}</ref>
Le ingenti perdite di massa a cui le stelle AGB vanno incontro finiscono per rimuovere quasi tutto l'inviluppo che circonda il nucleo e sono quindi responsabili del passaggio della stella alla fase evolutiva successiva, quella di [[nebulosa protoplanetaria]], nella quale essa si sposta orizzontalmente lungo il diagramma H-R perché la rimozione progressiva dell'inviluppo scopre strati sempre più caldi. Ultimamente, la rimozione di buona parte dell'inviluppo di idrogeno porterà la stella a diventare una [[nana bianca]].<ref name=Christoffel>{{cita libro | autore=Christoffel Waelkens |autore2=Rens B.F.M. Waters |curatore=Harm J. Habing |curatore2=Hans Olofsson | titolo=Asymptotic Giant Branch Stars | editore=Springer | città=New York | anno=2004 |ISBN=9781441918437 |capitolo=Post-AGB Stars |pp=519-554| DOI=10.1007/978-1-4757-3876-6 }}</ref>
Le perdite di massa durante la fase AGB sono anche la principale causa, assieme ai dredge-up, del mancato innesco del nucleo di carbonio nelle stelle di massa inferiore a {{M|8|-|masse solari}}. Sarebbe sufficiente per queste stelle produrre un nucleo di carbonio avente una massa superiore a quella del [[limite di Chandrasekhar]] (circa {{M|1,4|-|masse solari}}) perché questo collassi. Ma nonostante la massa di una stella di {{M|8|-|masse solari}} sia molto più elevata di questo limite, essa perde così tanta massa a causa del vento stellare che questo limite non viene mai raggiunto.<ref name=Langer />
=== Processo s ===
Le stelle AGB sono, assieme alle [[supernova]]e, la principale fonte di elementi più pesanti del [[ferro]] dell'universo. Si stima che forniscano la metà di tali elementi.<ref name=Herwing>{{cita pubblicazione |titolo=Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars |autore=F. Herwig |rivista=Annual Review of Astronomy & Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |pp=435-479 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA%26A..43..435H |doi=10.1146/annurev.astro.43.072103.150600 |accesso=23 aprile 2017}}</ref> Mentre nelle supernovae la produzione degli elementi pesanti avviene in pochi secondi mediante il [[processo r]] di cattura neutronica, nelle stelle AGB esso avviene molto più lentamente mediante il [[processo s]].
Il processo s richiede una fonte di neutroni liberi che possano venire catturati dagli atomi di ferro. Si ritiene che tale fonte si debba al seguente fenomeno:<ref name=Herwing /><ref name=Lattanziowood /><ref name=gallino /> durante gli impulsi termici, il guscio attivo di elio si espande notevolmente, portando con sé i prodotti della sua fusione, tra cui il [[Isotopi del carbonio#Carbonio-12|<sup>12</sup>C]]. Parte di questo materiale si mischia con il guscio di idrogeno soprastante. Il <sup>12</sup>C presente in questa zona si fonde con i nuclei di idrogeno per formare [[Azoto#Isotopi|<sup>13</sup>N]], il quale decade per [[decadimento beta|decadimento β]] in [[Isotopi del carbonio#Carbonio-13|<sup>13</sup>C]]. Quando le reazioni nel guscio di elio si estinguono ed esso si contrae, parte del <sup>13</sup>C rimane nella zona che separa i due gusci, formando una "tasca" ricca di tale materiale. Quando il successivo impulso termico investe la tasca, il carbonio si fonde con i nuclei di elio mediante la seguente reazione:
::[[carbonio-13|<sup>13</sup>C]] + [[elio-4|<sup>4</sup>He]] → [[ossigeno|<sup>16</sup>O]] + [[neutrone|n]]<br />
Si ha quindi un rilascio di neutroni, che innescano il processo s. Tale processo consiste nella cattura di uno o più neutroni da parte di un atomo di ferro e del successivo [[decadimento beta|decadimento β<sup>−</sup>]] di tale atomo. Il decadimento trasforma uno dei neutroni dell'atomo in un protone facendo salire di uno il [[numero atomico]] dello stesso. L'atomo a questo punto cattura un altro neutrone e il ciclo si ripete fino alla creazione di atomi di [[bismuto]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Heavy elements in stars |autore=A. I. Boothroyd |rivista=Science |anno=2006 |volume=314 |numero=5806 |pagine=1690–1691 |url=http://www.sciencemag.org/content/314/5806/1690 |doi=10.1126/science.1136842 |accesso=26 aprile 2017}}</ref>.
Al successivo dredge-up parte degli atomi pesanti creati dal processo s nella zona fra i due gusci viene portata in superficie e poi si disperde nella [[spazio interstellare]] a causa della rimozione dell'inviluppo che circonda il nucleo stellare, andando ad arricchire di elementi pesanti il [[mezzo interstellare]] da cui nasceranno nuove stelle.
== Involucro circumstellare delle stelle AGB ==
{{vedi anche|Lista di molecole del mezzo interstellare}}
[[File:Planetary.Nebula.Formation.png|thumb|upright=1.0|Formazione di una [[nebulosa planetaria]] alla fine della fase AGB]]
L'ingente perdita di massa delle stelle AGB produce un esteso involucro circumstellare. Dato un tempo di permanenza medio di un milione di anni nella fase AGB e una velocità di espansione dei gas di 10 [[Chilometro orario#Chilometro al secondo|km/s]], il raggio massimo dell'involucro si può calcolare nell'ordine dei {{M|30|-|anni luce}}, visto che il materiale proveniente dalla stella comincia a mischiarsi con il mezzo interstellare a una distanza molto grande. Le dinamiche più rilevanti che interessano il gas espulso avvengono nelle vicinanze della stella, dove il gas viene accelerato e il tasso di perdita di massa della stella determinato. Tuttavia dal punto di vista chimico, avvengono interessanti processi anche a grande distanza dalla stella. Questi ultimi processi, dato il grande volume in cui avvengono e la maggiore [[profondità ottica]], sono più facilmente osservabili.<ref name=habing>{{cita pubblicazione |cognome=Habing |nome=H. J. |anno=1996 |titolo=Circumstellar envelopes and Asymptotic Giant Branch stars |rivista=The Astronomy and Astrophysics Review |volume=7 |numero=2 |pp=97-207 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A&ARv...7...97H
|doi=10.1007/PL00013287 |accesso=2 giugno 2018}}</ref>
La temperatura dell'involucro è determinata dalle proprietà del gas e della polvere che circonda la stella e dalle loro dinamiche, ma tendenzialmente scende all'aumentare dalla distanza dalla [[fotosfera]] stellare, che ha di solito una temperatura di {{tutto attaccato|2000-3000 K}}. A una certa distanza dalla stella, essa è sufficientemente bassa da permettere la formazione dei grani di polvere. Tali grani [[Assorbimento (ottica)|assorbono]] e [[Diffusione ottica|diffondono]] i [[fotone|fotoni]] provenienti dalla stella sicché la loro [[quantità di moto]] è trasferita dalla radiazione alla polvere. A loro volta i grani di polvere trasferiscono la loro quantità di moto al gas per frizione. Sono molteplici i fattori che rendono questo processo più efficiente: i grani di dimensioni maggiori sono spinti con maggiore forza attraverso il gas rispetto a quelli di dimensioni minori; la bassa [[metallicità]] porta alla formazione di un numero minore di grani e quindi a una minore accelerazione del gas; lo stesso accade in presenza di densità minori. Viceversa, una maggiore luminosità della stella, e quindi una maggiore radiazione, renderà il processo maggiormente efficiente. Data la dipendenza dell'efficienza del processo dalla luminosità della stella e dato che le stelle AGB sono variabili Mira nell'ultimo periodo della loro evoluzione, è frequente la formazione nell'involucro interstellare di anelli di materiale più denso, alternati ad anelli meno densi.<ref name=habing />
La composizione chimica dei grani è determinata dalla abbondanze degli elementi nell'atmosfera stellare. Se è l'ossigeno a prevalere, allora il carbonio rimane confinato nelle molecole di CO, che non partecipano alla formazione dei grani di polvere. In questo caso, i grani saranno formati principalmente da [[alluminio|Al]], [[ferro|Fe]], [[silicio|Si]], [[magnesio|Mg]] e [[ossigeno|O]], che sono gli elementi che compongono i [[silicato|silicati]]. Viceversa, se è il carbonio a prevalere, esso non rimane confinato nelle molecole di CO e quindi può concorrere alla formazione dei grani, che in tal caso saranno per lo più composti da [[carbonio amorfo]] o da composti carboniosi.<ref name=habing /><ref name=woitke>
{{cita pubblicazione |cognome=Woitke |nome=P. |anno=2006 |titolo=Too little radiation pressure on dust in the winds of oxygen-rich AGB stars |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=460 |numero=2 |pagine=L9 |arxiv=astro-ph/0609392 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...460L...9W
|doi=10.1051/0004-6361:20066322| accesso=18 ottobre 2018}}</ref>
Le particolari condizioni in cui si trovano gli inviluppi circumstellari, caratterizzati dagli shock dovuti all'intensa radiazione e alla collisione fra atomi e molecole, producono le [[Inversione di popolazione|inversioni di popolazione]] atte alla formazione di [[maser]]. Le molecole all'origine dei maser sono [[Monossido di silicio|SIO]], [[acqua|H<sub>2</sub>O]], [[Radicale ossidrile|HO]], [[Acido cianidrico|HCN]] e [[Monosolfuro di silicio|SiS]]<ref name=deacon>{{cita pubblicazione |cognome1=Deacon |nome1=R. M.
|cognome2=Chapman |nome2=J. M. |cognome3=Green |nome3=A. J. |cognome4=Sevenster |nome4=M. N. |anno=2007 |titolo=H<sub>2</sub>O Maser Observations of Candidate Post‐AGB Stars and Discovery of Three High‐Velocity Water Sources |rivista=The Astrophysical Journal |volume=658 |numero=2 |pp=1096-1113
|arxiv=astro-ph/0702086|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...658.1096D |doi=10.1086/511383| accesso=18 ottobre 2018}}</ref><ref name=humphreys>{{cita pubblicazione |cognome=Humphreys |nome=E. M. L. |anno=2007 |titolo=Submillimeter and millimeter masers |rivista=Astrophysical Masers and their Environments, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium |volume=242 |numero=1 |pp=471-480| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007IAUS..242..471H |doi=10.1017/S1743921307013622 |accesso=9 novembre 2018}}</ref><ref name=fonfria>{{cita pubblicazione |cognome1=Fonfría Expósito |nome1=J. P. |cognome2=Agúndez |nome2=M. |cognome3=Tercero |nome3=B. |cognome4=Pardo |nome4=J. R. |cognome5=Cernicharo |nome5=J. |anno=2006 |titolo=High-J v=0 SiS maser emission in IRC+10216: A new case of infrared overlaps |rivista=The Astrophysical Journal |volume=646 |numero=1 |pp=L127-L130 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...646L.127F |doi=10.1086/507104|accesso=9 novembre 2018}}</ref><ref name=schilke2000>{{cita pubblicazione |cognome1=Schilke |nome1=P. |cognome2=Mehringer |nome2=D. M. |cognome3=Menten |nome3=K.
|anno=2000 |titolo=A submillimeter HCN laser in IRC+10216 |rivista=The Astrophysical Journal|volume=528 |numero=1 |pp=L37-L40 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...528L..37S |doi=10.1086/312416|accesso=9 novembre 2018}}</ref><ref name=schilke2003>{{cita pubblicazione |cognome1=Schilke |nome1=P. |cognome2=Menten |nome2=K. M. |anno=2003 |titolo=Detection of a second, strong submillimeter HCN laser line towards carbon stars |rivista=The Astrophysical Journal |volume=583 |numero=1 |pp=446-450 |url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583..446S |doi=10.1086/345099|accesso=9 novembre 2018}}</ref> Nelle stelle ancora ricche di ossigeno sono i maser SiO, H<sub>2</sub>O e OH a prevalere. Esempi di stelle AGB in cui prevalgono i maser di questo tipo sono [[R Cassiopeiae]] e [[U Orionis]],<ref name=engels>{{cita pubblicazione |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A&AS...36..337E|titolo=Catalogue of late-type stars with OH, H2O or SiO maser emission|rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=36|pp=337-345|cognome=Engels|nome=D.|anno=1979|accesso=9 novembre 2018}}</ref> mentre i maser HCN e SiS sono più comuni nelle stelle al carbonio come [[IRC +10216]]. I maser sono invece poco comuni nelle [[Stella di classe S|stelle di classe S]], ossia nella classe che rappresenta uno stadio intermedio fra le stelle ancora ricche di ossigeno e quelle al carbonio.<ref name=engels/>
== Impulso termico tardivo ==
Circa un quarto delle stelle post-AGB va incontro a quella che può essere definita una "nuova nascita". Quando, a causa dell'imponente perdita di massa nell'ultima fase dell'evoluzione AGB, l'involucro di idrogeno si assottiglia riducendosi sotto la massa critica di {{M|1|e=−3|-|masse solari}}<ref name="Lawlor">{{cita pubblicazione |titolo=Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed |congnome1=Lawlor|nome1=T.M. |cognome2=McDonald |nome2=J. |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2003 |volume=583 |numero=2 |pp=913-922 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583..913L |doi=10.1086/345411 |accesso=2 giugno 2018}}</ref>, esso mette sempre più a nudo il sottostante guscio di elio. Essendo questo più caldo, la temperatura superficiale della stella aumenta. La stella percorre quindi orizzontalmente il diagramma H-R spostandosi verso sinistra, nell'area delle stelle blu. Questa fase è tuttavia molto breve perché l'ulteriore assottigliamento dello strato superficiale di idrogeno causa il suo spegnimento. Non più alimentata dalle reazioni nucleari, la stella comincia a raffreddarsi e a percorrere verticalmente verso il basso il diagramma H-R nella direzione della zona delle nane bianche.
In molti casi, si assiste a una improvvisa riaccensione del guscio di elio quando la stella ha raggiunto la zona blu del diagramma H-R o addirittura quando si sta avvicinando alla zona delle nane bianche. Nel primo caso si parla di "impulso termico tardivo" (in inglese: ''late termal pulse''), nel secondo caso di "impulso termico molto tardivo" (in inglese: ''very late termal pulse'').<ref name=sterken_kurtz2002>
{{cita conferenza |cognome=Duerbeck |nome=H. W. |anno=2002 |titolo=The final helium flash object V4334 Sgr (Sakurai's Object) - an overview |organizzazione=C. Sterken, D. W. Kurtz |conferenza=Observational aspects of pulsating B and A stars |città=San Francisco |pp=237–248 |editore=Astronomical Society of the Pacific |bibcode=2002ASPC..256..237D|isbn=1-58381-096-X |accesso=26 novembre 2018|lingua=en}}</ref> L'impulso termico in entrambe i casi fa risalire l'elio in superficie e mischia idrogeno residuo con il sottostante guscio di elio. L'idrogeno viene consumato mediante processi di [[Processo p|cattura protonica]] da parte degli atomi di carbonio. Inizialmente, l'impulso fa impennare sia la luminosità che la temperatura superficiale della stella, che può raggiungere i 50.000 K.<ref name="Lawlor"/> In questa fase, molto breve, l'astro, avendo una atmosfera ad alta temperatura, carente di idrogeno e ricca di elio, ed essendo circondato dai gas espulsi durante la fase AGB-TP, presenta uno [[Spettro elettromagnetico|spettro]] simile a quello delle [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]].<ref name=aerts_et_al2009>{{cita libro |cognome1=Aerts |nome1=C. |cognome2=Christensen-Dalsgaard |nome2=J. |cognome3=Kurtz |nome3=D. W. |pp=37–38 |titolo=Asteroseismology |anno=2010 |editore=Springer|isbn=978-1-4020-5178-4}}</ref>
Tuttavia, nell'arco di poche decine di anni, la stella espande notevolmente il suo raggio e, di conseguenza, la sua temperatura superficiale diminuisce in modo considerevole, tanto da ritornare nella zona del diagramma H-R popolata dalle stelle AGB. Quando, dopo un periodo calcolabile in qualche centinaio o qualche migliaio di anni, l'impulso si esaurisce, la stella si dirige definitivamente verso la zona delle nane bianche.
Si ritiene che stelle come l'[[Oggetto di Sakurai]] o [[FG Sagittae]] stiano attraversando questa fase.
==Stelle super-AGB==
Le stelle AGB più massicce presentano proprietà interessanti, tanto da essere classificate a parte come stelle super-AGB. Esse hanno masse iniziali comprese fra ≈8 M<sub>☉</sub> e ≈10 M<sub>☉</sub>. Il limite inferiore è dato dalla massa sotto la quale non si verifica la [[Processo di fusione del carbonio|fusione del carbonio]] in [[magnesio]], [[neon]] e [[ossigeno]] e altri elementi pesanti nelle ultime fasi dell'evoluzione stellare. Le stelle con massa di 8-10 M<sub>☉</sub> fondono invece il carbonio e sviluppano un nucleo [[Materia degenere|degenere]] di magnesio, neon e ossigeno. Il limite superiore è invece rappresentato dalle stelle abbastanza massicce da iniziare a [[Processo di fusione dell'ossigeno|fondere l'ossigeno]] in condizioni non ancora degeneri. Tale processo porta ultimamente alla creazione di un nucleo di [[ferro]] e al suo collasso.<ref>{{cita pubblicazione |cognome=Siess |nome=L. |anno=2006 |titolo=Evolution of massive AGB stars |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=448 |numero=2 |pp=717-729 |bibcode=2006A&A...448..717S |doi=10.1051/0004-6361:20053043 |accesso=28 novembre 2018}}</ref><ref name="Doherty">{{cita pubblicazione |titolo=Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors |cognome=Doherty |nome=C. |etal=si |rivista=Publications of the Astronomical Society of Australia |anno=2017 |volume=34 |pp=id.e056 |bibcode=2017PASA...34...56D |doi=10.1017/pasa.2017.52 |accesso=28 novembre 2018}}</ref>
Nelle stelle super-AGB il secondo dredge-up è più efficiente rispetto alle AGB meno massicce perché la zona convettiva penetra più a fondo, all'interno del guscio di elio, e "corrode" parzialmente il nucleo stellare portando in superficie grandi quantità di [[Isotopi del carbonio#Carbonio-12|<sup>12</sup>C]], [[Ossigeno#Isotopi|<sup>16</sup>O]] e [[Ossigeno#Isotopi|<sup>18</sup>O]]. L'efficienza del secondo dredge-up causa la diminuzione della massa totale del nucleo, che rimanendo così sotto il [[limite di Chandrasekhar]], non collassa.<ref name="Doherty" /> Nello stadio TP-AGB invece le stelle super-AGB sperimentano impulsi termini più frequenti (ogni 10-1000 anni), ma meno intensi di quelli che si osservano nelle stelle AGB meno massicce. Ciò è dovuto al fatto che, avendo il nucleo delle stelle super-AGB temperature più elevate (350-430 milioni di K), il guscio di elio si forma più velocemente e si accende in tempi più rapidi rispetto a quanto accade nelle stelle con massa minore. Di conseguenza, il terzo dredge-up è meno efficiente che nelle stelle meno massicce.<ref name="Doherty" />
Il destino finale delle stelle super-AGB è incerto: esse possono terminare la sua esistenza in [[supernova]]e a [[cattura elettronica]] oppure terminare come [[nana bianca#Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M☉): nane O-Ne-Mg|nane bianche all'ossigeno, neon e magnesio]].<ref name="eldridge">{{cita pubblicazione |cognome1=Eldridge |nome1=J. J. |cognome2=Tout |nome2=C. A. |anno=2004 |titolo=Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae |rivista=Memorie della Società Astronomica Italiana |volume=75 |pp=694 |bibcode=2004MmSAI..75..694E |accesso=3 dicembre 2018}}</ref> In breve, il meccanismo di innesco delle supernovae a cattura elettronica è il seguente: il nucleo degenere di ossigeno, neon e magnesio è sostenuto dalla pressione degli [[Elettrone degenerato|elettroni degeneri]]. A densità sufficientemente alte ({{M|4|e=12|-|kg/m3}}<ref name="Nomoto">{{Cita conferenza | autore=K. Nomoto "et al."|titolo=Electron-capture supernovae of super-asymptotic giant branch stars and the Crabsupernova 1054 |data=2013 | conferenza=Origin of Matter and Evolution of Galaxies, Tsukuba, Japan, 18-21 novembre 2016| organizzazione=American Institute of Physics |editore=AIP Conference Proceedings |pp=258-265 |DOI=10.1063/1.4874079 |url=https://aip.scitation.org/doi/abs/10.1063/1.4874079 |lingua=en |accesso=3 dicembre 2018 }}</ref>), i protoni degli atomi di magnesio catturano un elettrone, trasformandosi in neutroni ed emettendo un [[neutrino]]. Questo produce una diminuzione della pressione degli elettroni degeneri che non sono più in grado di fermare il collasso del nucleo. Quale dei due canali evolutivi (supernova oppure nana bianca) la stella super-AGB seguirà dipende da una molteplicità di fattori, che non sono ancora del tutto chiari. La probabilità che una stella AGB concluda la propria esistenza in una supernova piuttosto che in una nana bianca aumenta con la massa stellare iniziale, diminuisce nelle stelle ad alta [[metallicità]] e nelle stelle in cui il terzo dredge-up è più efficiente e quindi sottrae massa al nucleo stellare, impedendogli di raggiungere le condizioni di densità tali da innescare il collasso. Inoltre, diminuisce nelle stelle in cui il vento stellare è particolarmente intenso e produce perdite di massa considerevoli durante la fase TP-AGB: se la perdita di massa è elevata, la crescita del nucleo non sarà sufficiente a innescare il collasso.<ref name="Doherty" /><ref name="eldridge" />
Le stelle super-AGB sono oggetti molto luminosi, con superfici stellari fredde (2500-4000 K) e di dimensioni imponenti (1000 [[raggio solare|R<sub>☉</sub>]]). Ciò le rende quasi indistinguibili dalle poco più massicce [[supergigante rossa|supergiganti rosse]] e ciò complica notevolmente il loro studio.<ref name="Doherty" />
==Note==
{{References|2}}
==Voci correlate==
* [[Stella al carbonio]]
* [[Mira (astronomia)|Mira]]
* [[Variabile Mira]]
* [[Nebulosa planetaria]]
* [[Gigante rossa]]
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